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Physik und Daten der Sonne

Allgemein geht man davon aus, dass die Sterne unglaublich weit von uns entfernt sind. Das trifft auch für die Meisten zu, aber einen Vertreter dieser kosmischen Energieproduzenten haben wir direkt vor unserer Haustür - unsere Sonne. Sie mag nicht repräsentativ für alle Sterne sein, aber sie war es, die ein Leben auf diesem Planeten ermöglichtet, und die bis heute viele ihrer Geheimnisse, ja über die Physik von Sternen insgesamt an uns preisgab. 

Vereinfacht könnte man sagen, unsere Sonne ist ein gigantischer, heißer Gasball. Aus diesem Grund ist sie auch in der Lage, Licht zu produzieren, Energie, die den Hauptteil ihrer Strahlung ausmacht. Sie tut das seit etwa 4,5 Mrd. Jahren. Im Wesentlichen besteht sie zu etwa 73 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium. Ihre enorme Masse erlaubt es ihr den Wasserstoff zu verdichten, zu erhitzen und ihn bei der sogenannten Kernfusion (4 Wasserstoffkerne verschmelzen zu einem Kern Helium) über mehrere Etappen in Helium umzuwandeln, wobei sekündlich 4 Mill. Tonnen Wasserstoff verbraucht werden und das Gas mehr als 12 mal dichter als Blei ist. Als Nebenprodukt werden unglaubliche Energiemengen frei. 

All das geschieht bei einer Temperatur von 15 Mill. Grad Celsius und einem Druck, der über 100 Mill. bar liegt ! Das heiße Gas gelangt über mehrere Zwischenstufe an die noch immer 6000 Grad heiße Außenschicht und kann dort seine energetische Strahlung an das All abgeben. Das Gleichgewicht der Sonne, ihre Stabilität, wird durch die entgegengesetzte Wirkung ihrer Gravitation (sie versucht, die Materie im Innern zu konzentrieren) und dem Gasdrucks selbst (der im Innern zunimmt) aufrechterhalten. Neutrinos, die als ein Teil der Energie im Innern entstehen, verlassen ohne große Wechselwirkung unseren Stern und dienen als authentisches Untersuchungsmaterial, das Aufschluss über die Vorgänge im Innern liefern kann. Gerade wurde geklärt, dass ein Teil dieser Neutrinos sich auf dem Weg zu unserer Erde verändern, was ein großes Problem zu lösen scheint: die Diskrepanz zwischen ihrer berechneten und empfangenen (bedeutend kleineren) Menge.

Unsere Sonne besitzt so viel Wasserstoff, dass die Kernreaktion noch etwa 5 Mrd. Jahre aufrechterhalten werden kann. Aber auch dann erlischt sie nicht plötzlich. Die großen Mengen an Helium verdichten sich und werden durch den eigenen Druck zu Kohlenstoff umgewandelt und später zu Sauerstoff verschmolzen. Zu dieser Zeit wird die Gashülle der Sonne sich soweit ausgedehnt haben, das sie weit über die Venusbahn hinausreicht. Sie wurde zum Roten Riesen. Nach und nach löst sich diese Staubhülle vom Kern und ein planetarischer Nebel entsteht. Zurück bleibt im Innern ein Weißer Zwerg, der immer kälter werden wird und irgendwann erlischt.

Heute ist usnere Sonne aber auch kein ruhig arbeitendes Kraftwerk. Ständig kommt es zu gewaltigen Eruptionen und Ausbrüchen an ihrer Oberfläche, magnetische Kräfte wirbeln heißes Gas in die Höhe, kühlen Gebiete ab oder schleudern gewaltige Mengen an Materie in den Weltraum. Sonneflecken und Fackeln (Protuberanzen), die die Erde in ihrer Größe um das mehrfache übertreffen, zeugen von jenen waltenden Kräften. Das Ansteigen der Sonnenaktivität (die scheinbar einem 11 Jährigen Rythmus folgt) äußert sich auf unserem Planeten oft durch sogenannte Magnetstürme, die den Funkverkehr und Satellitenverbindungen enorm stören können.

Daten der Sonne

Entfernung zur Erde
149,6 Millionen km
entspricht 1 AE (Astronomischen Einheit)
Radius
695 500 km
109 Erdradien
Oberfläche
6 087 mal 109 km2
etwa 12 000 Erdoberflächen
Volumen
1,4 mal 1018 km 3
rund 1,3 Millionen Erdbälle 
Masse
1,99  mal 1030 kg
rund 330 000 Erdmassen, 1000 Jupitermassen
Dichte
1409 kg/m3
Solarkonstante
1,366 Watt/m2
Strahlungsleistung
3.8 mal 1026 Watt
Temperatur
5 500 Grad Celsius
16  Millionen Grad Celsius im Kerngebiet
        
6000 Grad Celsius in der Photosphäre
Eigenrotationsdauer
27,3 Tage im Mittel
Äquatorgebiet: 25 Tage - Randgebiete: 30 Tage

ungefährer Größenvergleich zwischen den Planeten und der Sonne

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Berlin, im September 2002